Matria escura em galxias e aglomerados de galxias

Matéria escura em galáxias e aglomerados de galáxias Abílio Mateus Jr. IAG/USP IV Workshop Nova Física no Espaço : : Fevereiro/2005

Primeiros indícios

Matéria invisível? 1844 - Bessel: medidas posições de Sírius e Procyon Massa invisível 1932 - Oort: estrelas no disco da Galáxia Estrelas contribuem com cerca de 30 – 50% da massa Matéria escura? MACHOS? 1933 - Zwicky: aglomerado de Coma 100 vezes mais massa do que a luminosa Matéria escura? Gás quente? 1970 - Freeman: curvas de rotação de galáxias Movimentos não. Keplerianos 1862: Clark: observação de Sírius B (anã-branca) Matéria escura? Gás frio? MOND?

Galáxias: curvas de rotação Equation here M

Aglomerados de galáxias n Métodos de determinação de massa Teorema do virial (supõe equilíbrio!) n Raios-X (supõe equilíbrio!) n Lentes gravitacionais n Fração de bárions n

Raios-X Mulchaey et al. (1993) ROSAT

Lentes gravitacionais Abell 2218 (Hubble Space Telescope)

Caráter não-bariônico da matéria escura

Nucleossíntese primordial Ωb = 0, 040 ± 0, 006 (Steigman 2004) WMAP: Ωb = 0, 044 ± 0, 004 Burles et al. (1999)

Formação de estruturas 2 d. F Galaxy Redshift Survey

Contexto cosmológico

Bárions escuros

Matéria bariônica Contribuição de matéria luminosa + Conteúdo bariônico (nucleossíntese primordial ou observações CMB) = 90% dos bárions do Universo são escuros!

Matéria bariônica Raffelt (1997)

Matéria bariônica n Quais os possíveis candidatos para essa matéria escura bariônica? Massive Astrophysical Compact Halo Objects (MACHOs)? n Nuvens moleculares? n Gás intergaláctico frio? n Gás morno/quente? n

Candidatos MACHOs: eventos de microlentes ocorrem, mas não suficientes para povoar todo o halo galáctico n Anãs marrons, brancas, são descartadas (Evans 2002) n

ΛCDM em galáxias n Problemas encontrados: Distribuição de matéria centralmente concentrada n Discos de galáxias menores do que o observado n Elevado número de galáxias satélites anãs, grande número de subestruturas que não são observadas n n Bárions na forma de um gás frio condensado poderiam ajudar a resolver estes problemas?

Gás frio em espirais n n n Matéria escura somente é necessária além do disco visível de uma galáxia Envelope gasoso funciona como um regulador da formação estelar Sequência morfológica: espirais possuem mais matéria escura (gás!) que elípticas

Gás frio e formação de galáxias Bárions dominam as regiões centrais das galáxias, mascarando os “cusps” de matéria escura n Extensos envelopes em torno das galáxias, menor perda de momento angular por fricção dinâmica (raios maiores) n Galáxias pequenas mais susceptíveis a fragmentação e fusões, reduzindo o número de subestruturas n Combes (2003)

Bárions em aglomerados n O fato de que gás poderia estar altamente condensado em galáxias também é suportado pela alta fração bariônica em aglomerados n A maioria dos bárions está no ICM quente n Gás removido diretamente das galáxias (ram pressure stripping), ou por ventos, enriquece o ICM

Bárions em aglomerados n Em geral, a fração bariônica em aglomerados é tomada como representativa do Universo n Porém. . . Douspis (2004)

Bárions em aglomerados ICM Estrelas Gás morno? Ettori (2003)

Matéria e energia no Universo

Matéria bariônica n Censo da fração bariônica no Universo 7% em gás quente n 24% no meio intergaláctico “morno” (105 – 107 K) n 38% no meio intergaláctico “frio” n 9% em estrelas et al. , n e 22% de bárions escuros associados com estruturas colapsadas n Valageas et al. (2002)

Matéria e energia no Universo Onde estão 90% dos 0. 001 < Neutrinos < 0. 05 bárions 0. 005 ± 0. 002 0. 044 ± 0. 004 Do que é feita 90% da matéria nãobariônica do Universo 0. 23 ± 0. 04 1. 02 ± 0. 02 Energia do vácuo? Quintessência? . . . 0. 27 ± 0. 04 0. 73 ± 0. 04

Valor de ΩM Peebles (2004)